Википедия

Астрономическая спектроскопия

Астрономическая спектроскопия — это раздел астрономии, использующий методы спектроскопии для измерения спектра электромагнитного излучения, в том числе и видимого, которое излучается звездами и другими небесными объектами. Звёздный спектр может выявить многие свойства звёзд, такие как их химический состав, температуру, плотность, массу, расстояние, светимость и относительное движение с помощью измерений доплеровского сдвига. Спектроскопия также используется для изучения физических свойств многих других типов небесных объектов, таких как планеты, туманности, галактики и активные ядра галактик.

Звёздный спектроскоп Ликской обсерватории в 1898 году. Разработан Джеймсом Килером и построен Джоном Браширом  (англ.) (рус.

Основы править

 
Окна прозрачности в атмосфере Земли для электромагнитного излучения

Астрономическая спектроскопия используется для измерения трёх основных полос излучения: спектра видимого излучения, радио- и рентгеновского излучения. В то время как вся спектроскопия рассматривает конкретные области спектра, для получения сигнала в зависимости от частоты требуются разные методы. Озон (O3) и молекулярный кислород (O2) поглощают свет с длинами волн до 300 нм, что означает, что для рентгеновской и ультрафиолетовой спектроскопии требуется использование спутникового телескопа или детекторов, установленных на ракете[1]стр. 27. Радиосигналы излучаются на гораздо более длинных волнах, чем оптические сигналы и требуют использования антенн или радиоприемников. Инфракрасное излучение поглощается атмосферной водой и углекислым газом, поэтому, хотя оборудование аналогично используемому в оптической спектроскопии, спутники обязаны регистрировать большую часть инфракрасного спектра[2].

Оптическая спектроскопия править

 
Падающий свет отражается под тем же углом (черные линии), но небольшая часть света преломляется (красные и синие линии)

Физики изучали солнечный спектр с тех пор, как Исаак Ньютон впервые использовал простую призму для наблюдения свойств света во время преломления[3]. В начале 1800-х годов Джозеф фон Фраунгофер использовал своё мастерство в качестве производителя стекла для создания очень чистых призм, что позволило ему наблюдать 574 темных линии в кажущемся непрерывном спектре[4]. Вскоре после этого он объединил телескоп и призму, чтобы наблюдать спектр Венеры, Луны, Марса и различных звёзд, таких как Бетельгейзе; его компания продолжала производить и продавать высококачественные преломляющие телескопы, основанные на его оригинальных разработках, до его закрытия в 1884 году[5]стр. 28-29. Значительный вклад в развитие спектроскопии звезд внесли на рубеже XIX-XX вв. сотрудники Гарвардской обсерватории[6].

Разрешение призмы ограничено её размерами; большая призма обеспечит более детальный спектр, но увеличение массы делает её непригодной для высокоточных наблюдения[7]. Эта проблема была решена в начале 1900-х годов с разработкой Дж. Пласкеттом высококачественных отражательных решёток, который работал в Доминьонской обсерватории в Оттаве, Канада[5]стр. 11: свет, падающий на зеркало, отражается под тем же углом, однако небольшая часть света будет преломляться под другим углом; это зависит от показателей преломления материалов и длины волны света[8]. Создавая «преломляющую» решётку, которая использует большое количество параллельных зеркал, небольшая часть света может быть сфокусирована и визуализирована. Эти новые спектроскопы давали более детализированное изображение, чем призма, требовали меньше света и могли быть сфокусированы на определённой области спектра путём наклона решётки[7].

Ограничением на преломляющую решётку является ширина зеркал, которые можно заточить только до той величины, как будет теряется фокус; максимум составляет около 1000 строк/мм. Чтобы преодолеть это ограничение, были разработаны голографические решётки. В объёмно-фазовых голографических решётках используется тонкая плёнка дихромированного желатина на стеклянной поверхности, которая впоследствии подвергается воздействию интерференции волн, создаваемой интерферометром. Эта волновая картина создаёт картину отражения, похожую на преломляющую решётки, но с использованием условия Брэгга, то есть процесса, в котором угол отражения зависит от расположения атомов в желатине. Голографические решётки могут иметь до 6000 линий/мм и могут в два раза эффективнее собирать свет, чем преломляющие решётки. Поскольку они запечатаны между двумя листами стекла, голографические решётки очень универсальны, потенциально могут работать десятилетия до необходимости замены[9].

Свет, рассеянный решёткой или призмой в спектрографе, может быть зарегистрирован детектором. Исторически фотографические пластины широко использовались для записи спектров, пока не были разработаны электронные детекторы, и сегодня в оптических спектрографах чаще всего используются приборы с зарядовой связью (ПЗС). Шкала длин волн спектра может быть откалибрована путём наблюдения спектра линий излучения известной длины волны от газоразрядной лампы. Шкала потока спектра может быть откалибрована как функция длины волны путём сравнения с наблюдением стандартной звезды с поправками на атмосферное поглощение света; этот процесс известен как спектрофотометрия[10].

Радиоспектроскопия править

Радиоастрономия была основана работами Карла Янского в начале 1930-х годов, когда он работал в Лаборатории Белла. Он построил радиоантенну для поиска потенциальных источников помех для трансатлантических радиопередач. Один из обнаруженных источников шума пришел не с Земли, а из центра Млечного пути в созвездии Стрельца[11]. В 1942 году Дж. С. Хей обнаружил радиочастоту Солнца с помощью военных радиолокационных приемников[1]стр. 26. Радиоспектроскопия началась с открытия 21-сантиметровой линии H I в 1951 году.

Радиоинтерферометрия править

Радиоинтерферометрия была впервые введена в эксплуатацию в 1946 году, когда Джозеф Лейд Пози, Руби Пейн-Скотт и Линдсей МакКриди использовали единственную антенну на морском утёсе для наблюдения солнечного излучения на частоте 200 МГц. Два падающих луча, один прямо от солнца, а другой отражённый от поверхности моря, создавали необходимые помехи[12]. Первый многоприёмный интерферометр был построен в том же году Мартином Райлом и Вонбергом[13][14]. В 1960 году Райл и Энтони Хьюиш опубликовали методику апертурного синтеза для анализа данных интерферометра[15]. Процесс синтеза диафрагмы, который включает автокорреляцию и дискретное преобразование Фурье входящего сигнала, восстанавливает как пространственное, так и частотное изменение потока[16]. Результатом является трёхмерное изображение, третьей осью которого является частота. За эту работу Райл и Хьюиш были совместно награждены Нобелевской премией по физике 1974 года[17].

Рентгеновская спектроскопия править

Основная статья: Рентгеновская астрономия

Звёзды и их свойства править

 
Непрерывный спектр

Химические свойства править

Ньютон использовал призму для разделения белого света на цвета, а высококачественные призмы Фраунгофера позволили учёным увидеть тёмные линии неизвестного происхождения. В 1850-х годах Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен описали явления, стоящие за этими темными линиями. Горячие твёрдые объекты производят свет с непрерывным спектром, горячие газы излучают свет на определённых длинах волн, а горячие твёрдые объекты, окружённые более холодными газами, демонстрируют почти непрерывный спектр с темными линиями, соответствующими линиям излучения газов[5]:42–44[18]. Сравнивая линии поглощения Солнца со спектрами излучения известных газов, можно определить химический состав звёзд.

Основные линии Фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, приведены в следующей таблице. Обозначения серии Бальмера указаны в скобках.

В настоящее время спектральные линии обозначаются длиной волны и химическим элементом, которому они принадлежат. Например, Fe I 4383,547 Å обозначает линию нейтрального железа с длиной волны 4383,547 Å. Но для наиболее сильных линий сохранились обозначения, введённые ещё Фраунгофером. Так, самые сильные линии солнечного спектра — линии H и K ионизованного кальция.

Обозначение Элемент или соединение Длина волны (Å) Обозначение Элемент Длина волны (Å)
y O2 8987,65 c Fe 4957,61
Z O2 8226,96 F Hβ 4861,34
A O2 7593,70 d Fe 4668,14
B O2 6867,19 e Fe 4383,55
C Hα 6562,81 G' Hγ 4340,47
a O2 6276,61 G Fe 4307,90
D1 Na 5895,92 G Ca 4307,74
D2 Na 5889,95 h Hδ 4101,75
D3 или d He 5875,618 H Ca II 3968,47
e Hg 5460,73 K Ca II 3933,68
E2 Fe 5270,39 L Fe 3820,44
b1 Mg 5183,62 N Fe 3581,21
b2 Mg 5172,70 P Ti II 3361,12
b3 Fe 5168,91 T Fe 3021,08
b4 Fe 5167,51 t Ni 2994,44
b4 Mg 5167,33

В таблице символами Hα, Hβ, Hγ и Hδ обозначены первые четыре линии бальмеровской серии атома водорода. Линии D1 и D2 — это широко известный «натриевый дублет», пара хорошо различимых солнечных линий.

Следует заметить, что в литературе имеются противоречия в некоторых обозначениях линий. Так, символом d обозначают как голубую линию железа 4668,14 Å, так и жёлтую линию гелия (обозначаемую также D3) 5875,618 Å. Линия e может принадлежать как железу, так и ртути. Чтобы уйти от двусмысленности, необходимо всегда указывать элемент, которому принадлежит линия, например, «линия e ртути».

Не все элементы на Солнце были немедленно идентифицированы. Два примера перечислены ниже.

На сегодняшний день для Солнца было перечислено более 20 000 линий поглощения в диапазоне между 293,5 и 877,0 нм, но только приблизительно 75 % этих линий были связаны с поглощением элементами[1]:69.

Анализируя ширину каждой спектральной линии в спектре излучения, можно определить как элементы, присутствующие в звезде, так и их относительные содержания[8]. Используя эту информацию, звезды можно разделить на звёздные популяции; Звёзды населения I являются самыми молодыми звёздами и имеют самое высокое содержание металлов (наше Солнце принадлежит именно к этому типу), в то время как звёзды населения III являются самыми старыми звёздами с очень низким содержанием металлов[20][21].

Температура и размер править

 
Кривые излучения абсолютно чёрного тела для разных температур

В 1860 году Густав Кирхгоф предложил идею абсолютно чёрного тела, материала, излучающего электромагнитное излучение на всех длинах волн[22][23]. В 1894 году Вильгельм Вена получил выражение, связывающее температуру (T) чёрного тела с его пиковой длиной волны излучения (λmax)[24]:

 

b — коэффициент пропорциональности, называемая постоянной смещения Вина, равная 2,897771955…×10−3 нм•К[25]. Это уравнение называется законом смещения Вена. Измеряя пиковую длину волны звезды, можно определить поверхностную температуру звезды[18]. Например, если длина волны пика излучения звезды составляет 502 нм, соответствующая температура будет 5778 К.

Светимость звезды является мерой выделения энергии излучения за определённый промежуток времени[26]. Светимость (L) может быть связана с температурой (T) звезды следующим соотношением:

  ,

где R — радиус звезды, а σ — постоянная Стефана — Больцмана со значением :   Вт•м−2•К−4[27]. Таким образом, когда светимость и температура известны (посредством прямого измерения и расчета), можно определить радиус звезды.

См. также: Светимость и Звёздная величина

Галактики править

Спектры галактик похожи на звёздные спектры, поскольку они состоят из объединённого света миллиардов звёзд.

Исследования доплеровского сдвига скоплений галактик, проведенные Фрицем Цвики в 1937 году, показали, что галактики в скоплении движутся гораздо быстрее, чем это представляется возможным из массы скопления, вычисленной на основе видимого света. Цвики предположил, что в скоплениях галактик должно быть много несветящегося вещества, которое сейчас известно как тёмная материя[28]. Со времени его открытия астрономы определили, что большая часть галактик (и большая часть вселенной) состоит из темной материи. В 2003 году, однако, было обнаружено, что четыре галактики (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494 и NGC 4697) практически не имеют темной материи, влияющей на движение звезд, содержащихся в них; причина отсутствия темной материи неизвестна[29].

В 1950-х годах сильные радиоисточники были связаны с очень тусклыми, очень красными объектами. Когда был получен первый спектр одного из этих объектов, в нём были получены линии поглощения на длинах волн, где ни один не ожидался. Вскоре стало понято, что то, что наблюдалось, было нормальным спектром галактики, но с очень красным смещением[30][31]. Они были названы квазизвёздными радиоисточниками, или квазарами, открытыми Хонг-Йи Чиу  (англ.) (рус. в 1964 году[32]. В настоящее время считается, что квазары — это галактики, сформировавшиеся в первые годы существования нашей вселенной, с их экстремальным выходом энергии, приводимым в действие сверхмассивными черными дырами[31].

Свойства галактики также можно определить путём анализа найденных в них звёзд. NGC 4550, галактика в скоплении Девы, имеет большую часть своих звёзд, вращающихся в противоположном направлении, чем другая часть. Считается, что эта галактика представляет собой комбинацию двух меньших галактик, которые вращались в противоположных направлениях друг к другу[33]. Яркие звезды в галактиках также могут помочь определить расстояние до галактики, что может быть более точным методом, чем параллакс или стандартные свечи[34].

Межзвёздная среда править

Основная статья: Межзвёздная среда

Межзвездная среда — это материя, которая занимает пространство между звездными системами в галактике. 99 % этого вещества газообразное: водород, гелий и меньшие количества других ионизированных элементов, таких как, например, кислород. С другой стороны, 1 % — это частицы пыли, в основном состоящие из графита, силикатов и льда[35]. Облака пыли и газа называются туманностями.

Существует три основных типа туманностей: тёмная туманность (она же поглощательная туманность, она же она же абсорбционная), отражательная туманность и эмиссионная туманность. Тёмные туманности состоят из пыли и газа в таких количествах, что они закрывают свет звёзд позади себя, что затрудняет фотометрию. Отражательные туманности, как следует из их названия, отражают свет близлежащих звёзд. Их спектры такие же, как у окружающих их звёзд, хотя свет более синий; более короткие волны рассеивают лучше, чем более длинные волны. Эмиссионные туманности излучают свет на определённых длинах волн в зависимости от их химического состава[35].

Газообразные эмиссионные туманности править

В первые годы астрономической спектроскопии учёные были озадачены спектром газовых туманностей. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что многие туманности имеют только эмиссионные линии, а не полный спектр, как у звёзд. Из работы Кирхгофа он пришёл к выводу, что туманности должны содержать «огромные массы светящегося газа или пара»[36]. Однако было несколько линий излучения, которые нельзя было связать ни с одним земным элементом, самые яркие из них — линии с длиной волны 495,9 нм и 500,7 нм[37]. Эти линии приписывались новому элементу — небулию, до тех пор, пока Айра Боуэн в 1927 году не определил, что это линии излучения высокоионизированного кислорода (O+2)[38][39]. Эти эмиссионные линии невозможно воспроизвести в лаборатории, потому что они являются запрещенными линиями; низкая плотность туманности (один атом на кубический сантиметр)[35] позволяет метастабильным ионам распадаться через излучение запрещенных линий, а не столкновения с другими атомами[37].

Не все эмиссионные туманности встречаются вокруг звёзд или вблизи них, где звёздная радиация вызывает ионизацию. Большинство газоэмиссионных туманностей образовано нейтральным водородом. В основном состоянии нейтральный водород имеет два возможных спиновых состояния: электрон имеет либо тот же спин что и протон, либо противоположный спин. Когда атом переходит между этими двумя состояниями, он излучает квант электромагнитного излучения или поглощения на длине волны 21 см[35]. Эта линия находится в пределах радиодиапазона и позволяет проводить очень точные измерения[37]:

  • скорость облака можно измерить с помощью доплеровского сдвига;
  • интенсивность линии на длине волны 21 см дает плотность и количество атомов в облаке;
  • также можно вычислить температуру облака.

Используя эту информацию, было определено, что форма Млечного Пути является спиральной галактикой, хотя точное количество и положение спиральных рукавов является предметом текущих исследований[40].

Сложные молекулы править

Основная статья: Межзвёздные молекулы

Пыль и молекулы в межзвёздной среде не только препятствуют фотометрии, но и вызывают появление линий поглощения в спектроскопии. Их спектральные особенности генерируются переходами составляющих электронов между различными энергетическими уровнями или вращательными или колебательными движениями. Обнаружение обычно происходит в радио-, микроволновом или инфракрасном диапазоне спектра[41]. Химические реакции, образующие эти молекулы, могут происходить в холодных диффузных облаках[42] или в плотных областях, освещённых ультрафиолетовым светом[43]. Полициклические ароматические углеводороды, такие как ацетилен (C2H2), обычно группируются вместе с образованием графитов или другого материала похожего на сажу[44], также были обнаружены другие органические молекулы, такие как ацетон ((CH3)2CO)[45] и бакминстерфуллерены  (англ.) (рус. (C60 и C70)[43].

Движение во вселенной править

 
Красное смещение и синее смещение

Звёзды и межзвёздный газ связаны гравитацией и образуют галактики, а группы галактик могут быть связаны гравитацией в скопления галактик[46]. За исключением звёзд в Млечном Пути и галактик в Местной группе, почти все галактики удаляются от нас из-за расширения Вселенной[19].

Эффект Доплера и красное смещение править

Движение звёздных объектов можно определить по их спектру. Из-за эффекта Доплера объекты, движущиеся к нам, смещаются в синюю сторону, а движущиеся от нас объекты — в красную. Длина волны света с красным смещением длиннее, и он кажется более красным, чем источник. И наоборот, длина волны света с синим смещением короче и кажется более синей, чем у исходного света:

 

где   — излучаемая длина волны,   — скорость объекта и   — наблюдаемая длина волны. Обратите внимание, что v<0 соответствует λ<λ0, длине волны с синим смещением. Линия поглощения или излучения с красным смещением будет появляться ближе к красному концу спектра, чем стационарная линия. В 1913 году Весто Слайфер определил, что Галактика Андромеды смещена в сторону синего цвета, и это означает, что она движется к Млечному Пути. Он записал спектры 20 других галактик, все из которых, кроме 4, имели красное смещение, и смог вычислить их скорости относительно Земли. Эдвин Хаббл позже будет использовать эту информацию, а также свои собственные наблюдения, чтобы определить закон Хаббла: чем дальше галактика от Земли, тем быстрее она удаляется от нас[19][47]. Закон Хаббла может быть описан формулой:

 

где   — скорость (или поток Хаббла),   — постоянная Хаббла, а   — расстояние от Земли. Красное смещение (z) можно выразить следующими уравнениями[48]:

Вычисление красного смещения,  
В зависимости от длины волны В зависимости от частоты
   
   
В этих уравнениях наблюдаемая длина волны обозначается как  , излучаемая длина волны как   а наблюдаемая частота как  , излучаемая частота как  .

Чем больше значение z, тем сильнее смещается свет и тем дальше объект находится от Земли. По состоянию на январь 2013 года с помощью сверхглубокого поля Хаббла было обнаружено самое большое красное смещение галактик на z ~ 12, что соответствует возрасту более 13 миллиардов лет (возраст Вселенной составляет приблизительно 13,82 миллиарда лет)[49][50][51]. Более подробно см. здесь.

Эффект Доплера и закон Хаббла можно объединить в уравнение z = , где c — скорость света.

Пекулярное движение править

Объекты, которые связаны гравитацией, будут вращаться вокруг общего центра масс. Для звёздных тел это движение известно как пекулярная скорость, и оно может изменять Хаббловский поток. Таким образом, к закону Хаббла необходимо добавить дополнительный член для пекулярного движения[52]:

 

Это движение может вызвать путаницу при взгляде на солнечный или галактический спектр, потому что ожидаемое красное смещение, основанное на простом законе Хаббла, будет скрыто пекулярным движением. Например, форма и размер скопления Девы были предметом серьёзного научного исследования из-за очень больших пекулярных скоростей галактик в скоплении[53].

Двойные звёзды править

 
Две звезды разного размера вращаются вокруг центра масс. Видно, что спектр разделяется в зависимости от положения и скорости звёзд

Подобно тому, как планеты могут быть гравитационно связаны со звёздами, пары звёзд могут вращаться друг вокруг друга. Некоторые двойные звезды являются визуально-двойными, то есть их можно наблюдать, как они вращаются вокруг друг друга в телескоп. Однако некоторые двойные звезды расположены слишком близко друг к другу, чтобы их можно было разрешить[54]. Эти две звезды при просмотре через спектрометр покажут составной спектр: спектр каждой звезды будет сложен. Этот составной спектр становится легче обнаружить, когда звезды имеют одинаковую светимость и разные спектральные классы[55].

Спектрально-двойные системы также можно обнаружить по их лучевой скорости; поскольку они вращаются вокруг друг друга, одна звезда может двигаться к Земле, в то время как другая удаляется, вызывая доплеровский сдвиг в составном спектре. Орбитальная плоскость системы определяет величину наблюдаемого сдвига: если наблюдатель смотрит перпендикулярно плоскости орбиты, наблюдаемой лучевой скорости не будет[54][55]. Например, если вы посмотрите на карусель сбоку, вы увидите, как животные движутся к вам и от вас, тогда как если вы посмотрите прямо сверху, они будут двигаться только в горизонтальной плоскости.

Планеты, астероиды и кометы править

Планеты, астероиды и кометы отражают свет своих родительских звёзд и излучают собственный свет. Для более холодных объектов, включая планеты Солнечной системы и астероиды, большая часть излучения приходится на инфракрасные длины волн, которые мы не видим, но которые обычно измеряются с помощью спектрометров. Для объектов, окружённых газовой оболочкой, таких как кометы и планеты с атмосферой, излучение и поглощение происходит на определённых длинах волн в газе, запечатлевая спектр газа в спектре твёрдого тела. В случае планет с толстой атмосферой или полным облачным покровом (таких как газовые гиганты, Венера и спутник Сатурна Титан, спектр в основном или полностью зависит только от атмосферы[56].

Планеты править

Отражённый свет планеты содержит полосы поглощения из-за минералов в горных породах, присутствующих в скалистых телах, или из-за элементов и молекул, присутствующих в атмосфере. На сегодняшний день открыто более 3500 экзопланет. К ним относятся так называемые горячие юпитеры, а также планеты земного типа. С помощью спектроскопии были обнаружены такие соединения, как щелочные металлы, водяной пар, монооксид углерода, диоксид углерода и метан[57].

Астероиды править

По спектру астероиды можно разделить на три основных типа. Первоначальные категории были созданы Кларком Р. Чепменом, Дэвидом Моррисоном и Беном Зеллнером в 1975 году, а затем расширены Дэвидом Дж. Толеном в 1984 году. В том, что сейчас известно как классификация Толена: астероиды C-типа состоят из углеродистого материала. , астероиды S-типа состоят в основном из силикатов, а астероиды X-типа являются «металлическими». Есть и другие классификации необычных астероидов. Астероиды C- и S-типа — самые распространённые типы астероидов. В 2002 году классификация Толена была далее «преобразована» в классификацию SMASS, увеличив количество категорий с 14 до 26 для учёта более точного спектроскопического анализа астероидов[58][59].

Кометы править

 
Оптический спектр кометы Хиякутаке

Спектры комет состоят из отражённого солнечного спектра от пылевой оболочки, окружающей комету, а также линий излучения газовых атомов и молекул, возбуждённых до флуоресценции солнечным светом и/или химическими реакциями. Например, химический состав кометы ISON[60] был определён с помощью спектроскопии из-за выраженных эмиссионных линий цианидов (CN), а также двух- и трёхатомного углерода (C2 и C3)[61]. Близлежащие кометы можно увидеть даже в рентгеновском излучении, поскольку ионы солнечного ветра, летящие в кому, нейтрализуются. Поэтому рентгеновские спектры комет отражают состояние солнечного ветра, а не состояние кометы[62].

См. также править

Источники править

  1. ↑ 1 2 3 4 Foukal, Peter V. Solar Astrophysics : [англ.]. — Weinheim : Wiley VCH, 2004. — P. 69. — ISBN 3-527-40374-4.
  2. ↑ Cool Cosmos - Infrared Astronomy (англ.). California Institute of Technology. Дата обращения: 23 октября 2013. Архивировано из оригинала 11 октября 2018 года.
  3. ↑ Newton, Isaac. Opticks: Or, A Treatise of the Reflections, Refractions, Inflections and Colours of Light : [англ.]. — London : Royal Society, 1705. — P. 13–19. Архивная копия от 24 февраля 2021 на Wayback Machine Источник. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 24 февраля 2021 года.
  4. ↑ Fraunhofer, Joseph (1817). "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre". Annalen der Physik (англ.). 56 (7): 282—287. Bibcode:1817AnP....56..264F. doi:10.1002/andp.18170560706.
  5. ↑ 1 2 3 4 Hearnshaw, J.B. The analysis of starlight : [англ.]. — Cambridge : Cambridge University Press, 1986. — ISBN 0-521-39916-5.
  6. ↑ Собел, 2024, с. 4.
  7. ↑ 1 2 Kitchin, C.R. Optical Astronomical Spectroscopy : [англ.]. — Bristol : Institute of Physics Publishing, 1995. — P. 127, 143. — ISBN 0-7503-0346-8.
  8. ↑ 1 2 Ball, David W. Basics of Spectroscopy : [англ.]. — Bellingham, Washington : Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers, 2001. — P. 24, 28. — ISBN 0-8194-4104-X.
  9. ↑ Barden, S.C.; Arns, J.A.; Colburn, W.S. (July 1998). d'Odorico, Sandro (ed.). "Volume-phase holographic gratings and their potential for astronomical applications" (PDF). Proc. SPIE. Optical Astronomical Instrumentation (англ.). 3355: 866—876. Bibcode:1998SPIE.3355..866B. doi:10.1117/12.316806. Архивировано из оригинала (PDF) 28 июля 2010. Дата обращения: 12 сентября 2020.
  10. ↑ Oke, J. B.; Gunn, J. E. (1983). "Secondary standard stars for absolute spectrophotometry". The Astrophysical Journal (англ.). 266: 713. Bibcode:1983ApJ...266..713O. doi:10.1086/160817.
  11. ↑ Ghigo, F Karl Jansky (англ.). National Radio Astronomy Observatory. Associated Universities, Inc.. Дата обращения: 24 октября 2013. Архивировано 31 августа 2006 года.
  12. ↑ Pawsey, Joseph; Payne-Scott, Ruby; McCready, Lindsay (1946). "Radio-Frequency Energy from the Sun". Nature (англ.). 157 (3980): 158—159. Bibcode:1946Natur.157..158P. doi:10.1038/157158a0.
  13. ↑ Ryle, M.; Vonberg, D. D. (1946). "Solar Radiation on 175 Mc./s". Nature (англ.). 158 (4010): 339—340. Bibcode:1946Natur.158..339R. doi:10.1038/158339b0.
  14. ↑ Robertson, Peter. Beyond southern skies: radio astronomy and the Parkes telescope : [англ.]. — University of Cambridge, 1992. — P. 42, 43. — ISBN 0-521-41408-3. Источник. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано 24 июля 2020 года.
  15. ↑ W. E. Howard. A Chronological History of Radio Astronomy (англ.). Дата обращения: 2 декабря 2013. Архивировано 14 июля 2012 года.
  16. ↑ How Radio Telescopes Work (англ.). Дата обращения: 2 декабря 2013. Архивировано 3 декабря 2013 года.
  17. ↑ Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics (англ.). Дата обращения: 2 декабря 2013. Архивировано 11 августа 2018 года.
  18. ↑ 1 2 Jenkins, Francis A. Fundamentals of Optics : [англ.] / Francis A. Jenkins, Harvey E. White. — 4th. — New York : McGraw-Hill, 1957. — P. 430–437. — ISBN 0-07-085346-0.
  19. ↑ 1 2 3 Morison, Ian. Introduction to Astronomy and Cosmology : [англ.]. — Wiley-Blackwell, 2008. — P. 61. — ISBN 978-0-470-03333-3. Архивная копия от 29 октября 2013 на Wayback Machine Источник. Дата обращения: 12 сентября 2020. Архивировано из оригинала 29 октября 2013 года.
  20. ↑ Gregory, Stephen A. Introductory astronomy & astrophysics : [англ.] / Gregory, Stephen A., Michael Zeilik. — 4. — Fort Worth [u.a.] : Saunders College Publ.  (англ.) (рус., 1998. — P. 322. — ISBN 0-03-006228-4.
  21. ↑ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 October 2013). "Modeling the Pollution of Pristine Gas in the Early Universe". The Astrophysical Journal (англ.). 775 (2): 111. arXiv:1306.4663. Bibcode:2013ApJ...775..111P. doi:10.1088/0004-637X/775/2/111.
  22. ↑ G. Kirchhoff (July 1860). "On the relation between the radiating and absorbing powers of different bodies for light and heat". The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science (англ.). Taylor & Francis. 20 (130). Архивировано из оригинала 19 октября 2020. Дата обращения: 12 сентября 2020.
  23. ↑ Nahar, Anil K. Pradhan, Sultana N. Atomic astrophysics and spectroscopy : [англ.]. — Cambridge : Cambridge University Press, 2010. — P. 7,221. — ISBN 978-0-521-82536-8.
  24. ↑ Mahmoud Massoud. §2.1 Blackbody radiation // Engineering thermofluids: thermodynamics, fluid mechanics, and heat transfer : [англ.]. — Springer, 2005. — P. 568. — ISBN 3-540-22292-8.
  25. ↑ Wien wavelength displacement law constant (англ.). Physical Measurement Laboratory. Архивировано 16 ноября 2016 года.
  26. ↑ Luminosity of Stars (англ.). Australia Telescope National Facility  (англ.) (рус. (12 июля 2004). Дата обращения: 2 июля 2012. Архивировано 9 августа 2014 года.
  27. ↑ Stefan-Boltzmann constant (англ.). Physical Measurement Laboratory. Архивировано 29 июля 2020 года.
  28. ↑ Zwicky, F. (October 1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". The Astrophysical Journal (англ.). 86: 217. Bibcode:1937ApJ....86..217Z. doi:10.1086/143864.
  29. ↑ Romanowsky, Aaron J.; Douglas, Nigel G.; Arnaboldi, Magda; Kuijken, Konrad; Merrifield, Michael R.; Napolitano, Nicola R.; Capaccioli, Massimo; Freeman, Kenneth C. (19 September 2003). "A Dearth of Dark Matter in Ordinary Elliptical Galaxies". Science (англ.). 301 (5640): 1696—1698. arXiv:astro-ph/0308518. Bibcode:2003Sci...301.1696R. doi:10.1126/science.1087441. PMID 12947033.
  30. ↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (July 1963). "Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects". The Astrophysical Journal (англ.). 138: 30. Bibcode:1963ApJ...138...30M. doi:10.1086/147615. Архивировано из оригинала 26 сентября 2017. Дата обращения: 12 сентября 2020.
  31. ↑ 1 2 Wallace, P.R. Physics : imagination and reality : [англ.]. — Singapore : World Scientific, 1991. — P. 235–246. — ISBN 997150930X.
  32. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). "Gravitational collapse". Physics Today (англ.). 17 (5): 21—34. Bibcode:1964PhT....17e..21C. doi:10.1063/1.3051610.
  33. ↑ Rubin, Vera C.; Graham, J. A.; Kenney, Jeffrey D. P. (July 1992). "Cospatial counterrotating stellar disks in the Virgo E7/S0 galaxy NGC 4550". The Astrophysical Journal (англ.). 394: L9. Bibcode:1992ApJ...394L...9R. doi:10.1086/186460.
  34. ↑ Kudritzki, R.-P. (May 2010). "Dissecting galaxies with quantitative spectroscopy of the brightest stars in the Universe". Astronomische Nachrichten (англ.). 331 (5): 459—473. arXiv:1002.5039. Bibcode:2010AN....331..459K. doi:10.1002/asna.200911342.
  35. ↑ 1 2 3 4 Kitchin, C.R. Stars, nebulae, and the interstellar medium : observational physics and astrophysics : [англ.]. — Bristol : A. Hilger, 1987. — P. 265–277. — ISBN 0-85274-580-X.
  36. ↑ Huggins, Sir William. The Scientific Papers of Sir William Huggins : [англ.]. — London : William Wesley and Son, 1899. — P. 114–115.
  37. ↑ 1 2 3 Tennyson, Jonathan. Astronomical spectroscopy : an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra : [англ.]. — [Online-Ausg.]. — London : Imperial College Press, 2005. — P. 46–47, 99–100. — ISBN 1-86094-513-9.
  38. ↑ Hirsh, Richard F (June 1979). "The Riddle of the Gaseous Nebulae". Isis (англ.). 70 (2): 162—212. Bibcode:1979Isis...70..197H. doi:10.1086/352195. JSTOR 230787.
  39. ↑ Bowen, I. S. (1 October 1927). "The Origin of the Nebulium Spectrum". Nature (англ.). 120 (3022): 473. Bibcode:1927Natur.120..473B. doi:10.1038/120473a0.
  40. ↑ Efremov, Yu. N. (22 February 2011). "On the spiral structure of the Milky Way Galaxy". Astronomy Reports (англ.). 55 (2): 108—122. arXiv:1011.4576. Bibcode:2011ARep...55..108E. doi:10.1134/S1063772911020016.
  41. ↑ Shu, Frank H. The physical universe : an introduction to astronomy : [англ.]. — 12. [Dr.]. — Sausalito, Calif. : Univ. Science Books, 1982. — P. 232–234. — ISBN 0-935702-05-9.
  42. ↑ Hudson, Reggie L. The Interstellar Medium (англ.). Goddard Space Flight Center Astrochemistry Laboratory. Дата обращения: 19 ноября 2013. Архивировано 13 июля 2013 года.
  43. ↑ 1 2 Cami, J.; Bernard-Salas, J.; Peeters, E.; Malek, S. E. (22 July 2010). "Detection of C60 and C70 in a Young Planetary Nebula". Science (англ.). 329 (5996): 1180—1182. Bibcode:2010Sci...329.1180C. doi:10.1126/science.1192035. PMID 20651118.
  44. ↑ Millar, TJ. Dust and chemistry in astronomy : [англ.] / TJ Millar, DA Williams. — Bristol [u.a.] : Inst. of Physics, 1993. — P. 116. — ISBN 0-7503-0271-2.
  45. ↑ Johansson, LE; Andersson, C; Ellder, J; Friberg, P; Hjalmarson, A; Hoglund, B; Irvine, WM; Olofsson, H; Rydbeck, G (1984). "Spectral scan of Orion A and IRC+10216 from 72 to 91 GHz". Astronomy and Astrophysics (англ.). 130: 227—56. Bibcode:1984A&A...130..227J. PMID 11541988.
  46. ↑ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. Архивировано из оригинала 12 июня 2018. Дата обращения: 13 января 2012.
  47. ↑ Haynes, Martha Hubble's Law (англ.). Cornell University. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 14 июня 2018 года.
  48. ↑ Huchra, John Extragalactic Redshifts (англ.). California Institute of Technology. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 22 декабря 2013 года.
  49. ↑ Ellis, Richard S.; McLure, Ross J.; Dunlop, James S.; Robertson, Brant E.; Ono, Yoshiaki; Schenker, Matthew A.; Koekemoer, Anton; Bowler, Rebecca A. A.; Ouchi, Masami; Rogers, Alexander B.; Curtis-Lake, Emma; Schneider, Evan; Charlot, Stephane; Stark, Daniel P.; Furlanetto, Steven R.; Cirasuolo, Michele (20 January 2013). "The Abundance of Star-Forming Galaxies in the Redshift Range 8.5-12: New Results from the 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign". The Astrophysical Journal (англ.). 763 (1): L7. arXiv:1211.6804. Bibcode:2013ApJ...763L...7E. doi:10.1088/2041-8205/763/1/L7.
  50. ↑ Hubble census finds galaxies at redshifts 9 to 12 (англ.). NASA/ESA. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 5 апреля 2018 года.
  51. ↑ Planck reveals an almost perfect universe (англ.). ESA (21 марта 2013). Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 6 декабря 2013 года.
  52. ↑ Peculiar Velocity (англ.). Swinburne University of Technology. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 4 апреля 2019 года.
  53. ↑ Yasuda, Naoki; Fukugita, Masataka; Okamura, Sadanori (February 1997). "Study of the Virgo Cluster Using the B‐Band Tully‐Fisher Relation". The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). 108 (2): 417—448. Bibcode:1997ApJS..108..417Y. doi:10.1086/312960.
  54. ↑ 1 2 Types of Binary Stars (англ.). Australia Telescope Outreach and Education. Australia Telescope National Facility. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано из оригинала 8 декабря 2013 года.
  55. ↑ 1 2 Gray, Richard O. Stellar spectral classification : [англ.] / Richard O. Gray, Christopher J. Corbally. — Princeton, N.J. : Princeton University Press, 2009. — P. 507–513. — ISBN 978-0-691-12510-7.
  56. ↑ Goody, Richard M. Atmospheric Radiation: Theoretical Basis : [англ.] / Richard M. Goody, Yung, Yuk Ling. — New York, New York, USA : Oxford University Press, 1989. — ISBN 0-19-505134-3.
  57. ↑ Tessenyi, M.; Tinetti, G.; Savini, G.; Pascale, E. (November 2013). "Molecular detectability in exoplanetary emission spectra". Icarus (англ.). 226 (2): 1654—1672. arXiv:1308.4986. Bibcode:2013Icar..226.1654T. doi:10.1016/j.icarus.2013.08.022.
  58. ↑ Bus, S (July 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey A Feature-Based Taxonomy". Icarus (англ.). 158 (1): 146—177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.
  59. ↑ Chapman, Clark R.; Morrison, David; Zellner, Ben (May 1975). "Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus (англ.). 25 (1): 104—130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.
  60. ↑ Sekanina, Zdenek Disintegration of Comet C/2012 S1 (ISON) Shortly Before Perihelion: Evidence From Independent Data Sets (англ.). arXiv. Дата обращения: 3 июня 2015. Архивировано 8 марта 2021 года.
  61. ↑ Knight, Matthew Why does ISON look green? (англ.). Comet ISON Observing Campaign. Дата обращения: 26 ноября 2013. Архивировано 3 декабря 2013 года.
  62. ↑ Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, F. E.; Mumma, M. J.; Petre, R.; Pye, J. P.; Ricketts, M. J.; Schmitt, J.; Trumper, J.; West, R. G. (11 October 1996). "Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2". Science (англ.). 274 (5285): 205—209. Bibcode:1996Sci...274..205L. doi:10.1126/science.274.5285.205. Архивировано из оригинала 26 октября 2021. Дата обращения: 12 сентября 2020.

Литература править

  • Дава Собел. Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды = Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars. — М.: Альпина нон-фикшн, 2024. — С. 408. — ISBN 978-5-00139-698-7.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Астрономическая_спектроскопия&oldid=136292694